Proceso de quema de carbono
El proceso de quema de carbono o fusión de carbono es un conjunto de reacciones de fusión nuclear que tienen lugar en los núcleos de estrellas masivas (al menos 8 al nacer) que combinan carbono en otros elementos. Requiere altas temperaturas (> 5 × 10 8 K o 50 keV ) y densidades (> 3 × 10 9 kg / m 3 ). [1]
Estas cifras de temperatura y densidad son solo una guía. Las estrellas más masivas queman su combustible nuclear más rápidamente, ya que tienen que compensar mayores fuerzas gravitacionales para permanecer en equilibrio (aproximado) hidrostático . Eso generalmente significa temperaturas más altas, aunque densidades más bajas, que para las estrellas menos masivas. [2] Para obtener las cifras correctas para una masa particular y una etapa particular de evolución, es necesario utilizar un modelo estelar numérico calculado con algoritmos informáticos. [3] Estos modelos se perfeccionan continuamente basándose en la física nuclear.experimentos (que miden las velocidades de reacción nuclear) y observaciones astronómicas (que incluyen la observación directa de la pérdida de masa, la detección de productos nucleares a partir de observaciones del espectro después de que las zonas de convección se desarrollen desde la superficie hasta las regiones de combustión de fusión, conocidas como eventos de dragado) , y así traer productos nucleares a la superficie y muchas otras observaciones relevantes para los modelos). [4]
Esta secuencia de reacciones puede entenderse pensando en los dos núcleos de carbono que interactúan como si se unieran para formar un estado excitado del núcleo de 24 Mg, que luego se desintegra en una de las cinco formas enumeradas anteriormente. [6] Las dos primeras reacciones son fuertemente exotérmicas, como lo indican las grandes energías positivas liberadas, y son los resultados más frecuentes de la interacción. La tercera reacción es fuertemente endotérmica, como lo indica la gran energía negativa que indica que la energía se absorbe en lugar de emitirse. Esto hace que sea mucho menos probable, pero aún posible, en el entorno de alta energía de la quema de carbono. [5]Pero la producción de algunos neutrones por esta reacción es importante, ya que estos neutrones pueden combinarse con núcleos pesados, presentes en pequeñas cantidades en la mayoría de las estrellas, para formar isótopos aún más pesados en el proceso s . [7]
Se podría esperar que la cuarta reacción sea la más común debido a su gran liberación de energía, pero de hecho es extremadamente improbable porque procede a través de la interacción electromagnética, [5] ya que produce un fotón de rayos gamma, en lugar de utilizar la fuerza fuerte entre los nucleones. al igual que las dos primeras reacciones. Los nucleones se ven mucho más grandes entre sí que ante los fotones de esta energía. Sin embargo, los 24 Mg producidos en esta reacción son el único magnesio que queda en el núcleo cuando finaliza el proceso de quema de carbono, ya que 23 Mg son radiactivos.
La última reacción también es muy poco probable ya que involucra tres productos de reacción, [5] además de ser endotérmica - piense en que la reacción avanza a la inversa, requeriría que los tres productos converjan todos al mismo tiempo, lo cual es menos probable que interacciones de dos cuerpos.
Los protones producidos por la segunda reacción pueden participar en la reacción en cadena protón-protón , o ciclo de CNO , pero también pueden ser capturados por 23 Na para formar 20 Ne más un núcleo de 4 He. [5] De hecho, una fracción significativa del 23 Na producido por la segunda reacción se consume de esta manera. [6] En estrellas entre 9 y 11 masas solares , el oxígeno (O-16) ya producido por la fusión de helio en la etapa anterior de la evolución estelar logra sobrevivir bastante bien al proceso de quema de carbono, a pesar de que parte de él se ha agotado por capturando núcleos He-4. [1] [8]Entonces, el resultado final de la quema de carbón es una mezcla principalmente de oxígeno, neón, sodio y magnesio. [3] [5]